En astronomía planetaria , la hipótesis del gran rumbo propone que Júpiter se formó a 3,5 AU , luego migró hacia adentro a 1,5 AU, antes de revertir el curso debido a la captura de Saturno en una resonancia orbital , deteniéndose finalmente cerca de su órbita actual en 5,2 AU. La inversión de la migración planetaria de Júpiter se compara con la trayectoria de un velero que cambia de dirección ( virada ) a medida que viaja contra el viento. [1]
El disco planetesimal está truncado a 1.0 AU por la migración de Júpiter, lo que limita el material disponible para formar Marte . [2] Júpiter cruza dos veces el cinturón de asteroides , dispersando los asteroides hacia afuera y luego hacia adentro. El cinturón de asteroides resultante tiene una masa pequeña, una amplia gama de inclinaciones y excentricidades, y una población que se origina tanto dentro como fuera de la órbita original de Júpiter. [3] Los escombros producidos por las colisiones entre planetesimales barridos por delante de Júpiter pueden haber llevado a una generación temprana de planetas hacia el Sol . [4]
Descripción
En la hipótesis del gran rumbo, Júpiter experimentó una migración de dos fases después de su formación, migrando hacia adentro a 1.5 AU antes de revertir su curso y migrar hacia afuera. La formación de Júpiter tuvo lugar cerca de la línea de hielo , aproximadamente a 3,5 UA.
Después de despejar un espacio en el disco de gas, Júpiter experimentó una migración de tipo II , moviéndose lentamente hacia el Sol con el disco de gas. Si no se interrumpiera, esta migración habría dejado a Júpiter en una órbita cercana alrededor del Sol, como los Júpiter calientes recientemente descubiertos en otros sistemas planetarios. [5] Saturno también migró hacia el Sol, pero al ser más pequeño, migró más rápido, sufriendo una migración de tipo I o una migración descontrolada. [6] Saturno convergió en Júpiter y fue capturado en una resonancia de movimiento medio de 2: 3 con Júpiter durante esta migración. Entonces se formó una brecha superpuesta en el disco de gas alrededor de Júpiter y Saturno, [7] alterando el equilibrio de fuerzas en estos planetas que comenzaron a migrar juntos. Saturno despejó parcialmente su parte del espacio reduciendo el torque ejercido sobre Júpiter por el disco exterior.
El par neto en los planetas se volvió positivo, con los pares generados por las resonancias internas de Lindblad excediendo a los del disco externo, y los planetas comenzaron a migrar hacia afuera. [8] La migración hacia el exterior pudo continuar porque las interacciones entre los planetas permitieron que el gas fluyera a través del espacio. [9] El gas intercambió momento angular con los planetas durante su paso, lo que se sumó al balance positivo de momentos de torsión, lo que permitió que los planetas migraran hacia afuera en relación con el disco; el intercambio también transfirió masa del disco externo al disco interno. [10] La transferencia de gas al disco interno también ralentizó la reducción de la masa del disco interno en relación con el disco externo a medida que se acumulaba en el Sol, lo que de otra manera debilitaría el torque interno, poniendo fin a la migración hacia afuera de los planetas gigantes. [8] [11] En la hipótesis del gran rumbo, se supone que este proceso ha revertido la migración hacia el interior de los planetas cuando Júpiter estaba en 1,5 AU. [6] La migración hacia el exterior de Júpiter y Saturno continuó hasta que alcanzaron una configuración de torque cero dentro de un disco abocinado, [12] o cuando el disco de gas se disipó. [11] Se presume que todo el proceso termina cuando Júpiter alcanza su órbita actual aproximada. [6]
Alcance de la hipótesis del gran rumbo
La hipótesis se puede aplicar a múltiples fenómenos del Sistema Solar.
Problema de Marte
El "problema de Marte" es un conflicto entre algunas simulaciones de la formación de los planetas terrestres que terminan con un planeta de 0.5-1.0 M ⊕ en su región, mucho más grande que la masa real de Marte: 0.107 M ⊕ , cuando comienza con planetesimales distribuidos en todo el Sistema Solar interior. El gran rumbo de Júpiter resuelve el problema de Marte al limitar el material disponible para formar Marte. [13]
La migración hacia adentro de Júpiter altera esta distribución de material, [14] conduciendo a los planetesimales hacia adentro para formar una banda estrecha y densa con una mezcla de materiales dentro de 1.0 AU , [15] y deja la región de Marte prácticamente vacía. [16] Los embriones planetarios se forman rápidamente en la banda estrecha. La mayoría de estos embriones chocan y se fusionan para formar los planetas terrestres más grandes ( Venus y la Tierra ) durante un período de 60 a 130 millones de años. [17] Otros se encuentran dispersos fuera de la banda donde se ven privados de material adicional, lo que ralentiza su crecimiento y forman los planetas terrestres de menor masa, Marte y Mercurio . [18]
Cinturón de asteróides
Júpiter y Saturno impulsan a la mayoría de los asteroides de sus órbitas iniciales durante sus migraciones, dejando atrás un remanente excitado derivado tanto del interior como del exterior de la ubicación original de Júpiter. Antes de las migraciones de Júpiter, las regiones circundantes contenían asteroides que variaban en composición con su distancia al Sol. [19] Los asteroides rocosos dominaban la región interior, mientras que los asteroides más primitivos y helados dominaban la región exterior más allá de la línea de hielo. [20] A medida que Júpiter y Saturno migran hacia adentro, ~ 15% de los asteroides internos se dispersan hacia afuera en órbitas más allá de Saturno. [2] Después de invertir el curso, Júpiter y Saturno se encuentran por primera vez con estos objetos, dispersando alrededor del 0,5% de la población original hacia adentro en órbitas estables. [6] Más tarde, cuando Júpiter y Saturno migran hacia la región exterior, alrededor del 0,5% de los asteroides primitivos se dispersan en órbitas en el cinturón de asteroides exterior. [6] Los encuentros con Júpiter y Saturno dejan a muchos de los asteroides capturados con grandes excentricidades e inclinaciones . [16] Estos pueden reducirse durante la inestabilidad del planeta gigante descrita en el modelo de Niza, de modo que la distribución de excentricidad se asemeja a la del cinturón de asteroides actual. [21] Algunos de los asteroides helados también quedan en órbitas que cruzan la región donde se formaron más tarde los planetas terrestres, lo que permite que el agua llegue a los planetas en crecimiento como cuando los asteroides helados chocan con ellos. [22] [23]
Super-Tierras ausentes
La ausencia de súper-Tierras en órbita cercana en el Sistema Solar también puede ser el resultado de la migración hacia adentro de Júpiter. [24] A medida que Júpiter migra hacia adentro, los planetesimales son capturados en sus resonancias de movimiento medio, lo que hace que sus órbitas se encojan y sus excentricidades crezcan. Se produce una cascada de colisiones a medida que las velocidades relativas de los planetesimales se vuelven lo suficientemente grandes como para producir impactos catastróficos. Los escombros resultantes luego giran en espiral hacia el interior hacia el Sol debido al arrastre del disco de gas. Si hubiera súper-Tierras en el Sistema Solar temprano, habrían atrapado gran parte de estos desechos en resonancias y podrían haber sido conducidos hacia el Sol cuando los desechos se movieron en espiral hacia adentro. Los planetas terrestres actuales se formarían entonces a partir de planetesimales que quedaron atrás cuando Júpiter invirtió su curso. [25] Sin embargo, la migración de super-Tierras en órbita cercana al Sol podría evitarse si los escombros se fusionaran en objetos más grandes, reduciendo el arrastre del gas; y si el disco protoplanetario tuviera una cavidad interna, su migración hacia adentro podría detenerse cerca de su borde. [26] Si todavía no se hubieran formado planetas en el interior del Sistema Solar, la destrucción de los cuerpos más grandes durante la cascada de colisión podría haber dejado los escombros restantes lo suficientemente pequeños como para ser empujados hacia afuera por el viento solar, que habría sido mucho más fuerte durante el sistema solar temprano, dejando poco para formar planetas dentro de la órbita de Mercurio. [27]
Desarrollos posteriores
Las simulaciones de la formación de los planetas terrestres utilizando modelos del disco protoplanetario que incluyen el calentamiento viscoso y la migración de los embriones planetarios indican que la migración de Júpiter puede haberse revertido a 2,0 AU. En las simulaciones, las excentricidades de los embriones son excitadas por perturbaciones de Júpiter. A medida que estas excentricidades son amortiguadas por el disco de gas más denso de los modelos recientes, los ejes semi-principales de los embriones se contraen, desplazando la densidad máxima de sólidos hacia adentro. Para las simulaciones en las que la migración de Júpiter se invierte a 1,5 AU, esto resultó en la formación del planeta terrestre más grande cerca de la órbita de Venus en lugar de en la órbita de la Tierra. Las simulaciones que en cambio revirtieron la migración de Júpiter a 2.0 AU arrojaron una coincidencia más cercana al Sistema Solar actual. [9]
Cuando la fragmentación debida a colisiones de golpe y fuga se incluye en simulaciones con una inestabilidad temprana, las órbitas de los planetas terrestres se producen mejor. El mayor número de cuerpos pequeños que resultan de estas colisiones reduce las excentricidades e inclinaciones de las órbitas de los planetas en crecimiento a través de colisiones adicionales y fricción dinámica. Esto también da como resultado que una fracción mayor de la masa de los planetas terrestres se concentre en Venus y la Tierra y extiende sus tiempos de formación en relación con los de Marte. [28]
La migración de los planetas gigantes a través del cinturón de asteroides crea un pico en las velocidades de impacto que podría resultar en la formación de condritas CB. Las condritas CB son condritas carbonáceas ricas en metales que contienen nódulos de hierro / níquel que se formaron a partir de la cristalización de fundidos por impacto 4,8 ± 0,3 Myrs después de los primeros sólidos. La vaporización de estos metales requiere impactos de más de 18 km / s, mucho más allá del máximo de 12,2 km / s en los modelos de acreción estándar. La migración de Júpiter a través del cinturón de asteroides aumenta las excentricidades e inclinaciones de los asteroides, lo que resulta en un período de 0,5 Myr de velocidades de impacto suficientes para vaporizar los metales. Si la formación de condritas CB se debió a la migración de Júpiter, habría ocurrido 4.5-5 Myrs después de la formación del Sistema Solar. [29]
La presencia de una atmósfera espesa alrededor de Titán y su ausencia alrededor de Ganímedes y Calisto puede deberse al momento de su formación en relación con el gran rumbo. Si Ganímedes y Calisto se formaran antes del gran rumbo, sus atmósferas se habrían perdido a medida que Júpiter se acercaba al Sol. Sin embargo, para que Titán evite la migración de Tipo I a Saturno, y para que la atmósfera de Titán sobreviva, debe haberse formado después del gran rumbo. [30] [31]
Los encuentros con otros embriones podrían desestabilizar un disco que orbita Marte reduciendo la masa de lunas que se forman alrededor de Marte. Después de que Marte se dispersa del anillo por encuentros con otros planetas, continúa teniendo encuentros con otros objetos hasta que los planetas eliminan material del Sistema Solar interior. Si bien estos encuentros permiten que la órbita de Marte se desacople de los otros planetas y permanezca en una órbita estable, también pueden perturbar el disco de material a partir del cual se forman las lunas de Marte. Estas perturbaciones hacen que el material se escape de la órbita de Marte o impacte en su superficie reduciendo la masa del disco dando como resultado la formación de lunas más pequeñas. [32]
Problemas potenciales
La mayor parte de la acumulación de Marte debe haber tenido lugar fuera del estrecho anillo de material formado por la gran tachuela si Marte tiene una composición diferente a la de la Tierra y Venus. Los planetas que crecen en el anillo creado por la gran tachuela terminan con composiciones similares. Si el gran rumbo ocurrió temprano, mientras que el embrión que se convirtió en Marte era relativamente pequeño, se podría formar un Marte con una composición diferente si en cambio se dispersara hacia afuera y luego hacia adentro como los asteroides. La probabilidad de que esto ocurra es aproximadamente del 2%. [33] [34]
Estudios posteriores han demostrado que es poco probable que la migración orbital convergente de Júpiter y Saturno en la nebulosa solar que se desvanece establezca una resonancia de movimiento medio de 3: 2. En lugar de soportar una migración descontrolada más rápida, las condiciones de la nebulosa conducen a una migración más lenta de Saturno y su captura en una resonancia de movimiento medio 2: 1. [11] [35] La captura de Júpiter y Saturno en la resonancia de movimiento medio 2: 1 no suele revertir la dirección de la migración, pero se han identificado configuraciones particulares de nebulosas que pueden impulsar la migración hacia el exterior. [36] Estas configuraciones, sin embargo, tienden a excitar la excentricidad orbital de Júpiter y Saturno a valores entre dos y tres veces más grandes que sus valores reales. [36] [37] Además, si la temperatura y la viscosidad del gas permiten que Saturno produzca una brecha más profunda, el par neto resultante puede volverse nuevamente negativo, lo que da como resultado la migración hacia adentro del sistema. [11]
El escenario de gran rumbo ignora la acumulación de gas en curso tanto en Júpiter como en Saturno. [38] De hecho, para impulsar la migración hacia el exterior y mover los planetas a la proximidad de sus órbitas actuales, la nebulosa solar tenía que contener un depósito de gas suficientemente grande alrededor de las órbitas de los dos planetas. Sin embargo, este gas proporcionaría una fuente de acreción, lo que afectaría el crecimiento de Júpiter y Saturno y su proporción de masa. [11] El tipo de densidad de nebulosa requerido para la captura en la resonancia de movimiento medio 3: 2 es especialmente peligroso para la supervivencia de los dos planetas, porque puede conducir a un crecimiento masivo significativo y la consiguiente dispersión planeta-planeta. Pero las condiciones que conducen a sistemas resonantes de movimiento medio 2: 1 también pueden poner en peligro a los planetas. [39] La acreción de gas en ambos planetas también tiende a reducir el suministro hacia el disco interno, disminuyendo la tasa de acreción hacia el Sol. Este proceso trabaja para agotar algo el interior del disco a la órbita de Júpiter, debilitando los pares de torsión en Júpiter que surgen de las resonancias internas de Lindblad y potencialmente poniendo fin a la migración hacia el exterior de los planetas. [11]
Alternativas
Se han ofrecido múltiples hipótesis para explicar la pequeña masa de Marte. Un Marte pequeño puede haber sido un evento de baja probabilidad, ya que ocurre en una fracción pequeña, pero distinta de cero, de simulaciones que comienzan con planetesimales distribuidos por todo el Sistema Solar interior. [40] [41] [42] Un Marte pequeño podría ser el resultado de que su región estuvo mayormente vacía debido a que el material sólido se desplazó hacia adentro antes de que se formaran los planetesimales. [43] [44] La mayor parte de la masa también podría haber sido removida de la región de Marte antes de que se formara si la inestabilidad del planeta gigante descrita en el modelo de Niza ocurrió temprano. [45] [46] Si la mayor parte del crecimiento de planetesimales y embriones en planetas terrestres se debiera a la acumulación de guijarros , un pequeño Marte podría ser el resultado de que este proceso haya sido menos eficiente al aumentar las distancias del Sol. [47] [48] Las resonancias seculares de barrido durante la limpieza del disco de gas también podrían excitar inclinaciones y excentricidades, aumentando las velocidades relativas de modo que las colisiones resultaran en fragmentación en lugar de acreción. [49] Varias de estas hipótesis también podrían explicar la baja masa del cinturón de asteroides.
También se han propuesto varias hipótesis para explicar las excentricidades e inclinaciones orbitales de los asteroides y la baja masa del cinturón de asteroides. Si la región del cinturón de asteroides estaba inicialmente vacía debido a la formación de pocos planetesimales allí, podría haber estado poblada por planetesimales helados que se dispersaron hacia adentro durante la acumulación de gas de Júpiter y Saturno, [50] y por asteroides pedregosos que fueron esparcidos hacia afuera por la formación terrestre. planetas. [51] [52] Los planetesimales helados dispersos hacia el interior también podrían llevar agua a la región terrestre. [53] Un cinturón de asteroides inicialmente de baja masa podría haber tenido sus excentricidades e inclinaciones orbitales excitadas por resonancias seculares si las órbitas resonantes de Júpiter y Saturno se volvieran caóticas antes de la inestabilidad del modelo de Niza. [54] [55] Las excentricidades e inclinaciones del asteroide también podrían excitarse durante la inestabilidad del planeta gigante, alcanzando los niveles observados si dura unos pocos cientos de miles de años. [56] Las interacciones gravitacionales entre los asteroides y los embriones en un cinturón de asteroides inicialmente masivo mejorarían estos efectos al alterar los ejes semi-principales de los asteroides, llevando a muchos asteroides a órbitas inestables donde fueron removidos debido a interacciones con los planetas, lo que resultaría en la pérdida. de más del 99% de su masa. [57] El barrido de resonancia secular durante la disipación del disco de gas podría haber excitado las órbitas de los asteroides y eliminado muchos mientras giraban en espiral hacia el Sol debido al arrastre del gas después de que se excitaran sus excentricidades. [58]
También se han ofrecido varias hipótesis sobre la falta de una super-Tierra en órbita cercana y la pequeña masa de Mercurio . Si el núcleo de Júpiter se formó cerca del Sol, su migración hacia afuera a través del Sistema Solar interior podría haber empujado material hacia afuera en sus resonancias, dejando la región dentro de la órbita de Venus agotada. [59] [26] En un disco protoplanetario que estaba evolucionando a través de un disco de viento, los embriones planetarios podrían haber migrado hacia afuera antes de fusionarse para formar planetas, dejando al Sistema Solar sin planetas dentro de la órbita de Mercurio. [60] [61] Una generación temprana de planetas interiores podría haberse perdido debido a colisiones catastróficas durante una inestabilidad, lo que provocó que los escombros fueran lo suficientemente pequeños como para perderse debido al arrastre de Poynting-Robertson. [62] [63] Si la formación planetesimal sólo se produjo temprano, el borde interior del disco planetesimal podría haber estado ubicado en la línea de condensación de silicato en este momento. [64] La formación de planetesimales más cercanos que la órbita de Mercurio puede haber requerido que el campo magnético de la estrella esté alineado con la rotación del disco, permitiendo el agotamiento del gas de modo que las proporciones de sólido a gas alcancen valores suficientes para que ocurran inestabilidades de flujo. . [65] [66] La formación de super-Tierras puede requerir un mayor flujo de guijarros a la deriva hacia el interior que el que se produjo en los inicios del Sistema Solar. [67] Los planetesimales que orbitan en un disco protoplanetario a menos de 0,6 AU pueden haberse erosionado debido al viento en contra. [68]
Ver también
- Formación y evolución del sistema solar.
- Escenario Saltando-Júpiter
- Bombardeo pesado tardío
- Buen modelo
- Migración planetaria
Referencias
- ^ Zubritsky, Elizabeth. "Los viajes juveniles de Júpiter redefinieron el sistema solar" . NASA . Consultado el 4 de noviembre de 2015 .
- ^ a b Beatty, Kelly. "Nuestro" nuevo y mejorado "sistema solar" . Cielo y telescopio . Consultado el 4 de noviembre de 2015 .
- ^ Sanders, Ray. "¿Cómo moldeó Júpiter nuestro sistema solar?" . Universe Today . Consultado el 4 de noviembre de 2015 .
- ^ Choi, Charles Q. "La migración 'aplastante' de Júpiter puede explicar nuestro extraño sistema solar" . Space.com . Consultado el 4 de noviembre de 2015 .
- ^ Fesenmaier, Kimm. "Una nueva investigación sugiere que el sistema solar pudo haber albergado supertierras" . Caltech . Consultado el 5 de noviembre de 2015 .
- ^ a b c d e Walsh, Kevin J .; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N .; O'Brien, David P .; Mandell, Avi M. (2011). "Una masa baja para Marte de la migración temprana impulsada por el gas de Júpiter". Naturaleza . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Código bibliográfico : 2011Natur.475..206W . doi : 10.1038 / nature10201 . PMID 21642961 .
- ^ "Una nueva investigación sugiere que el sistema solar pudo haber albergado supertierras" . Astrobiología . Consultado el 5 de noviembre de 2015 .
- ^ a b Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien (2007). "La dinámica de Júpiter y Saturno en el disco protoplanetario gaseoso". Ícaro . 191 (1): 158-171. arXiv : 0704.1210 . Código Bibliográfico : 2007Icar..191..158M . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.04.001 .
- ^ a b Brasser, R .; Matsumura, S .; Ida, S .; Mojzsis, SJ; Werner, Carolina del Sur (2016). "Análisis de la formación de planetas terrestres por el modelo Grand Tack: Arquitectura del sistema y ubicación de la tachuela". El diario astrofísico . 821 (2): 75. arXiv : 1603.01009 . Código bibliográfico : 2016ApJ ... 821 ... 75B . doi : 10.3847 / 0004-637X / 821/2/75 .
- ^ Masset, F .; Snellgrove, M. (2001). "Inversión de la migración de tipo II: atrapamiento de resonancia de un protoplaneta gigante más ligero". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 320 (4): L55 – L59. arXiv : astro-ph / 0003421 . Código Bibliográfico : 2001MNRAS.320L..55M . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04159.x .
- ^ a b c d e f D'Angelo, G .; Marzari, F. (2012). "Migración hacia el exterior de Júpiter y Saturno en discos gaseosos evolucionados". El diario astrofísico . 757 (1): 50 (23 págs.). arXiv : 1207.2737 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 757 ... 50D . doi : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/50 .
- ^ Pierens, A .; Raymond, SN (2011). "Migración de dos fases, hacia adentro y luego hacia afuera de Júpiter y Saturno en la nebulosa solar gaseosa". Astronomía y Astrofísica . 533 : A131. arXiv : 1107.5656 . Bibcode : 2011A y A ... 533A.131P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201117451 .
- ^ Raymond, Sean N .; O'Brien, David P .; Morbidelli, Alessandro; Kaib, Nathan A. (2009). "Construyendo los planetas terrestres: Acreción restringida en el Sistema Solar interior". Ícaro . 203 (2): 644–662. arXiv : 0905.3750 . Código Bibliográfico : 2009Icar..203..644R . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.05.016 .
- ^ Lichtenberg, Tim. "Desgarrando asteroides para explicar la extrañeza de la Tierra" . Astrobites . Consultado el 6 de noviembre de 2015 .
- ^ Carter, Philip J .; Leinhardt, Zoë M .; Elliott, Tim; Walter, Michael J .; Stewart, Sarah T. (2015). "Evolución composicional durante la acreción de protoplanetas rocosos". El diario astrofísico . 813 (1): 72. arXiv : 1509.07504 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 813 ... 72C . doi : 10.1088 / 0004-637X / 813/1/72 .
- ^ a b Walsh, Kevin. "La gran táctica" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 6 de noviembre de 2015 .
- ^ Jacobson, SA; Morbidelli, A., A. (2014). "Formación de planetas lunares y terrestres en el escenario Grand Tack" . Phil. Trans. R. Soc. Una . 372 (2024): 174. arXiv : 1406.2697 . Código bibliográfico : 2014RSPTA.37230174J . doi : 10.1098 / rsta.2013.0174 . PMC 4128261 . PMID 25114304 .
- ^ Hansen, Brad MS (2009). "Formación de los planetas terrestres a partir de un anillo estrecho". El diario astrofísico . 703 (1): 1131-1140. arXiv : 0908.0743 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 703.1131H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 703/1/1131 .
- ^ Davidsson, Dr. Björn JR "Misterios del cinturón de asteroides" . La historia del sistema solar . Consultado el 7 de noviembre de 2015 .
- ^ Raymond, Sean. "La gran táctica" . PlanetPlanet . Consultado el 7 de noviembre de 2015 .
- ^ Deienno, Rogerio; Gomes, Rodney S .; Walsh, Kevin J .; Morbidelli, Alessandro; Nesvorný, David (2016). "¿El modelo Grand Tack es compatible con la distribución orbital de los asteroides del cinturón principal?". Ícaro . 272 : 114-124. arXiv : 1701.02775 . Código bibliográfico : 2016Icar..272..114D . doi : 10.1016 / j.icarus.2016.02.043 .
- ^ O'Brien, David P .; Walsh, Kevin J .; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N .; Mandell, Avi M. (2014). "Entrega de agua e impactos gigantes en el escenario 'Grand Tack'". Ícaro . 239 : 74–84. arXiv : 1407,3290 . Código Bibliográfico : 2014Icar..239 ... 74O . doi : 10.1016 / j.icarus.2014.05.009 .
- ^ Matsumura, Soko; Brasser, Ramon; Ida, Shigeru (2016). "Efectos de la evolución dinámica de planetas gigantes en la entrega de elementos atmófilos durante la formación de planetas terrestres". El diario astrofísico . 818 (1): 15. arXiv : 1512.08182 . Código Bib : 2016ApJ ... 818 ... 15M . doi : 10.3847 / 0004-637X / 818/1/15 .
- ^ Batygin, Konstantin; Laughlin, Greg (2015). "El papel decisivo de Júpiter en la evolución temprana del Sistema Solar interior" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 112 (14): 4214–4217. arXiv : 1503.06945 . Código bibliográfico : 2015PNAS..112.4214B . doi : 10.1073 / pnas.1423252112 . PMC 4394287 . PMID 25831540 .
- ^ Comunicado de prensa de la Universidad de California en Santa Cruz. "Júpiter errante arrasó con las super-Tierras, creando nuestro inusual Sistema Solar" . Astronomía ahora . Pole Star Publications Ltd . Consultado el 3 de noviembre de 2015 .
- ^ a b Raymond, Sean N .; Izidoro, Andre; Bitsch, Bertram; Jacobsen, Seth A. (2016). "¿Se formó el núcleo de Júpiter en las partes más internas del disco protoplanetario del Sol?". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 458 (3): 2962–2972. arXiv : 1602.06573 . Código bibliográfico : 2016MNRAS.458.2962R . doi : 10.1093 / mnras / stw431 .
- ^ Spaulding, Christopher (2018). "El viento solar primordial como escultor de la formación de planetas terrestres". Las cartas de la revista astrofísica . 869 (1): L17. arXiv : 1811.11697 . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aaf478 .
- ^ Clemente, Matthew S .; Kaib, Nathan A .; Raymond, Sean N .; Chambers, John E .; Walsh, Kevin J. (2019). "El escenario de inestabilidad temprana: la formación de planetas terrestres durante la inestabilidad del planeta gigante y el efecto de la fragmentación por colisión". Ícaro . 321 : 778–790. arXiv : 1812.07590 . doi : 10.1016 / j.icarus.2018.12.033 .
- ^ Johnson, BC; Walsh, KJ; Minton, DA; Krot, AN; Levison, HF (2016). "Momento de la formación y migración de planetas gigantes según lo limitado por las condritas CB" . Avances científicos . 2 (12): e1601658. Código bibliográfico : 2016SciA .... 2E1658J . doi : 10.1126 / sciadv.1601658 . PMC 5148210 . PMID 27957541 .
- ^ Heller, R .; Marleau, G.-D; Pudritz, RE (2015). "La formación de las lunas galileas y Titán en el escenario Grand Tack". Astronomía y Astrofísica . 579 : L4. arXiv : 1506.01024 . Bibcode : 2015A & A ... 579L ... 4H . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201526348 .
- ^ Wilson, David. "¡Aférrate a tus lunas! Hielo, atmósferas y la gran táctica" . astrobites . Consultado el 20 de noviembre de 2016 .
- ^ Hansen, Bradley MS (2018). "Un contexto dinámico para el origen de Fobos y Deimos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 475 (2): 2452–2466. arXiv : 1801.07775 . Código bibliográfico : 2018MNRAS.475.2452H . doi : 10.1093 / mnras / stx3361 .
- ^ Brasser, R .; Mojzsis, SJ; Matsumura, S .; Ida, S. (2017). "La fría y distante formación de Marte". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 468 : 85–93. arXiv : 1704.00184 . Bibcode : 2017E y PSL.468 ... 85B . doi : 10.1016 / j.epsl.2017.04.005 .
- ^ Sumner, Thomas. "Es posible que Marte no haya nacido junto con los otros planetas rocosos" . Noticias de ciencia . Consultado el 23 de junio de 2017 .
- ^ Chametla, Raúl O. (2020). "Captura y migración de Júpiter y Saturno en resonancia de movimiento medio en un disco protoplanetario gaseoso". arXiv : 2001.09235 .
- ^ a b Pierens, Arnaud; Raymond, Sean N .; Nesvorny, David; Morbidelli, Alessandro (2014). "Migración hacia el exterior de Júpiter y Saturno en resonancia 3: 2 o 2: 1 en discos radiativos: implicaciones para los modelos Grand Tack y Nice". Las cartas de la revista astrofísica . 795 (1): L11. arXiv : 1410.0543 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 795L..11P . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 795/1 / L11 .
- ^ Marzari, F .; D'Angelo, G .; Picogna, G. (2019). "Distribución de polvo circunestelar en sistemas con dos planetas en resonancia". El diario astronómico . 157 (2): id. 45 (12 págs.). arXiv : 1812.07698 . Bibcode : 2019AJ .... 157 ... 45M . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aaf3b6 .
- ^ D'Angelo, G .; Marzari, F. (2015). "Acreción sostenida en gigantes gaseosos rodeados de discos circumplanetarios de baja turbulencia". Sociedad Astronómica Estadounidense, DPS Meeting # 47 . id.418.06: 418.06. Código bibliográfico : 2015DPS .... 4741806D .
- ^ Marzari, F .; D'Angelo, G. (2013). "Crecimiento masivo y evolución de planetas gigantes en órbitas resonantes". Sociedad Astronómica Estadounidense, DPS Meeting # 45 . id.113.04: 113.04. Código Bibliográfico : 2013DPS .... 4511304M .
- ^ Chambers, JE (2013). "Acreción planetaria en etapa tardía que incluye fragmentación y colisiones de golpe y fuga". Ícaro . 224 (1): 43–56. Código bibliográfico : 2013Icar..224 ... 43C . doi : 10.1016 / j.icarus.2013.02.015 .
- ^ Fischer, RA; Ciesla, FJ (2014). "Dinámica de los planetas terrestres a partir de una gran cantidad de simulaciones de N-cuerpos". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 392 : 28–38. Bibcode : 2014E y PSL.392 ... 28F . doi : 10.1016 / j.epsl.2014.02.011 .
- ^ Barclay, Thomas; Quintana, Elisa V. (2015). "Formación in situ de planetas similares a Marte: resultados de cientos de simulaciones de cuerpos N que incluyen fragmentación de colisiones". Sociedad Astronómica Estadounidense, DPS Meeting # 47 . # 507.06: 507.06. Código bibliográfico : 2015DPS .... 4750706B .
- ^ Izidoro, André; Raymond, Sean N .; Morbidelli, Alessandro; Invierno, Othon C. (2015). "Formación de planetas terrestres restringida por Marte y la estructura del cinturón de asteroides". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 453 (4): 3619–3634. arXiv : 1508.01365 . Código bibliográfico : 2015MNRAS.453.3619I . doi : 10.1093 / mnras / stv1835 . hdl : 11449/177633 .
- ^ Drążkowska, J .; Alibert, Y .; Moore, B. (2016). "Formación planetesimal cercana por acumulación de guijarros a la deriva". Astronomía y Astrofísica . 594 : A105. arXiv : 1607.05734 . Bibcode : 2016A y A ... 594A.105D . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201628983 .
- ^ Clemente, Matthew S .; Kaib, Nathan A .; Raymond, Sean N .; Walsh, Kevin J. (2018). "Crecimiento de Marte atrofiado por una inestabilidad temprana del planeta gigante". Ícaro . 311 : 340–356. arXiv : 1804.04233 . Bibcode : 2018Icar..311..340C . doi : 10.1016 / j.icarus.2018.04.008 .
- ^ Raymond, Sean. "¡El crecimiento de Marte se atrofió!" . planetplanet . Consultado el 31 de enero de 2019 .
- ^ "Los científicos predicen que los planetas rocosos se formaron a partir de" guijarros " " . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 22 de noviembre de 2015 .
- ^ Levison, Harold F .; Kretke, Katherine A .; Walsh, Kevin; Bottke, William (2015). "Crecimiento de los planetas terrestres a partir de la acumulación gradual de objetos de tamaño sub-metro" . PNAS . 112 (46): 14180-14185. arXiv : 1510.02095 . Código Bibliográfico : 2015PNAS..11214180L . doi : 10.1073 / pnas.1513364112 . PMC 4655528 . PMID 26512109 .
- ^ Bromley, Benjamin C .; Kenyon, Scott J. (2017). "Formación de planetas terrestres: sacudida dinámica y la baja masa de Marte". El diario astronómico . 153 (5): 216. arXiv : 1703.10618 . Código bibliográfico : 2017AJ .... 153..216B . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aa6aaa .
- ^ Raymond, Sean N .; Izidoro, Andre (2017). "Origen del agua en el sistema solar interior: planetesimales dispersos hacia adentro durante la rápida acreción de gas de Júpiter y Saturno". Ícaro . 297 : 134-148. arXiv : 1707.01234 . Código bibliográfico : 2017Icar..297..134R . doi : 10.1016 / j.icarus.2017.06.030 .
- ^ Raymond, Sean N .; Izidoro, Andre (2017). "El cinturón de asteroides primordial vacío" . Avances científicos . 3 (9): e1701138. arXiv : 1709.04242 . Código Bib : 2017SciA .... 3E1138R . doi : 10.1126 / sciadv.1701138 . PMC 5597311 . PMID 28924609 .
- ^ Raymond, Sean. "El cinturón de asteroides: ¿un campo de refugiados cósmico?" . planetplanet . Consultado el 14 de septiembre de 2017 .
- ^ Raymond, Sean. "¿De dónde vino el agua de la Tierra (y del cinturón de asteroides)?" . planetplanet . Consultado el 7 de julio de 2017 .
- ^ Izidoro, Andre; Raymond, Sean N .; Pierens, Arnaud; Morbidelli, Alessandro; Winter, Othon C .; Nesvorny, David (2016). "El cinturón de asteroides como reliquia de un caótico sistema solar temprano". Las cartas de la revista astrofísica . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Código bibliográfico : 2016ApJ ... 833 ... 40I . doi : 10.3847 / 1538-4357 / 833/1/40 .
- ^ Lichtenberg, Tim. "Caos modesto en el sistema solar temprano" . astrobites . Consultado el 21 de noviembre de 2016 .
- ^ Deienno, Rogerio; Izidoro, Andre; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S .; Nesvorny, David; Raymond, Sean N. (2018). "La excitación de un cinturón de asteroides frío primordial como resultado de la inestabilidad planetaria". El diario astrofísico . 864 (1): 50. arXiv : 1808,00609 . Código bibliográfico : 2018ApJ ... 864 ... 50D . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aad55d .
- ^ Clemente, Matthew S .; Raymond, Sean N .; Kaib, Nathan A. (2019). "Excitación y agotamiento del cinturón de asteroides en el escenario de inestabilidad temprana". El diario astronómico . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Código bibliográfico : 2019AJ .... 157 ... 38C . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aaf21e .
- ^ Zheng, Xiaochen; Lin, Douglas NC; Kouwenhoven, MBN (2017). "Eliminación planetesimal y retención de asteroides dependiente del tamaño por barrido de resonancia secular durante el agotamiento de la nebulosa solar". El diario astrofísico . 836 (2): 207. arXiv : 1610.09670 . Código Bib : 2017ApJ ... 836..207Z . doi : 10.3847 / 1538-4357 / 836/2/207 .
- ^ Raymond, Sean. "¿Se formó el Sistema Solar de adentro hacia afuera?" . PlanetPlanet . Consultado el 23 de febrero de 2016 .
- ^ Ogihara, Masahiro; Kobayashi, Hiroshi; Inutsuka, Shu-ichiro; Suzuki, Takeru K. (2015). "Formación de planetas terrestres en discos que evolucionan a través de vientos de disco e implicaciones para el origen de los planetas terrestres del sistema solar". Astronomía y Astrofísica . 579 : A65. arXiv : 1505.01086 . Bibcode : 2015A & A ... 579A..65O . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201525636 .
- ^ Ogihara, Masahiro; Kokubo, Eiichiro; Suzuki, Takeru K .; Morbidelli, Alessandro (2018). "Formación de los planetas terrestres en el sistema solar alrededor de 1 au a través de la concentración radial de planetesimales". Astronomía y Astrofísica . 612 : L5. arXiv : 1804.02361 . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201832654 .
- ^ Redd, Nola Taylor. "Mercurio único superviviente de planetas en órbita cercana" . Revista de Astrobiología . Consultado el 14 de enero de 2017 .
- ^ Volk, Kathryn; Gladman, Brett (2015). "Consolidación y aplastamiento de exoplanetas: ¿sucedió aquí?". Las cartas de la revista astrofísica . 806 (2): L26. arXiv : 1502.06558 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 806L..26V . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 806/2 / L26 .
- ^ Morbidelli, A .; Bitsch, B .; Crida, A .; Gounelle, M .; Guillot, T .; Jacobsen, S .; Johansen, A .; Lambrechts, M .; Lega, E. (2016). "Líneas de condensación fosilizada en el disco protoplanetario del Sistema Solar". Ícaro . 267 : 368–376. arXiv : 1511.06556 . Código bibliográfico : 2016Icar..267..368M . doi : 10.1016 / j.icarus.2015.11.027 .
- ^ Martillo, Michael. "¿Por qué Mercurio está tan lejos del Sol?" . astrobites . Consultado el 29 de noviembre de 2016 .
- ^ Simón, Jacob (2016). "La influencia de la geometría del campo magnético en la formación de exoplanetas cercanos". Las cartas de la revista astrofísica . 827 (2): L37. arXiv : 1608.00573 . Código bibliográfico : 2016ApJ ... 827L..37S . doi : 10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L37 .
- ^ Lambrechts, Michiel; Morbidelli, Alessandro; Jacobson, Seth A .; Johansen, Anders; Bitsch, Bertram; Izidoro, Andre; Raymond, Sean N. (2019). "Formación de sistemas planetarios por acreción y migración de guijarros: cómo el flujo radial de guijarros determina un modo de crecimiento de un planeta terrestre o super-Tierra". Astronomía y Astrofísica . A83 : 627. arXiv : 1902.08694 . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201834229 .
- ^ Cedenblad, Lukas; Schaffer, Noemi; Johansen, Anders; Mehlig, B .; Mitra, Dhrubaditya (2020). "Ido con el viento en contra: planetesimales en órbitas excéntricas se erosionan rápidamente". arXiv : 2011.14431 .